Kosmiczny Êniegu tren

Dobra wiadomoÊç dla producentów
Dnia zag∏ady: efekty specjalne
w nast´pnym filmie z tej serii mogà
kosztowaç znacznie mniej. Obecnie
niektórzy uwa˝ajà, ˝e powtarzajàce si´
wielkie wymierania gatunków powodowane
sà ozi´bieniem klimatu wywo∏ywanym
przez py∏ kosmiczny. W jednym
z majowych numerów Science
Stephen J. Kortenkamp z Carnegie
Institution i Stanley F. Dermott
z University of Florida przedstawiajà
udoskonalonà wersj´ modelu
sprzed trzech lat, który przewiduje,
˝e orbita Ziemi ulega zaburzeniu
z okresem 100 tys. lat. Powoduje to
przechodzenie planety przez p∏aszczyzn´
zawierajàcà du˝o py∏u blokujàcego
Êwiat∏o s∏oneczne. W rezultacie na Ziemi
nast´puje epoka lodowcowa. Autorom
modelu uda∏o si´ okreÊliç, ˝e to kszta∏t
orbity Ziemi, a nie jej nachylenie,
jest istotnym czynnikiem. Kiedy orbita
co 100 tys. lat staje si´ bardziej ko∏owa,
na planet´ spada wi´cej py∏u.

Za˝egnane niebezpieczeƒstwo

Nigdy nie s∏ysza∏eÊ o roÊlinach
z po∏udniowoamerykaƒskiego rodzaju
Lessquerella? Nic dziwnego, do niedawna

by∏o ich bowiem
niewiele. Wkrótce
wraz z dziesiàtkami
innych roÊlin i zwierzàt
zostanà skreÊlone
z rzàdowej listy
zagro˝onych gatunków.
Bruce Babbitt,
sekretarz ds. zasobów
wewn´trznych,
zdradzi∏ taki zamiar
w maju br.
Najprawdopodobniej

wÊród gatunków, które zostanà zg∏oszone
jako przynajmniej cz´Êciowo wyprowadzone
z zagro˝enia, znajdà si´ wilk, bielik
amerykaƒski i sokó∏ w´drowny (na zdj´ciu).

Zapisani w gwiazdach

Zawiedzie si´ ten, kto kupi od International
Star Registry (ISR) prawo do nadania
imienia jednej z gwiazd. Nowojorski
komisarz miejski ds. konsumenckich
Jules Polonetsky wniós∏ ostatnio
oskar˝enie przeciwko firmie z Illinois,
zarzucajàc jej prowadzenie oszukaƒczej
dzia∏alnoÊci handlowej. Jest to pierwsze
dzia∏anie prawne przeciwko tej placówce.
Za przywilej ochrzczenia gwiazdy
ISR pobiera od 50 do 100 dolarów.
W zamian klienci otrzymujà kopi´ listy

„Twoje miejsce w Kosmosie”

wyszczególniajàcej gwiazdy
i nadane im w wyniku dzia∏alnoÊci
ISR imiona. Problem polega na tym,
˝e jedynie Mi´dzynarodowa Unia
Astronomiczna ma prawo nadawaç
gwiazdom nazwy i nie zamierza
nikomu go odst´powaç.

Umar∏a inflacja,

niech ˝yje inflacja!

Jak pogodziç ide´ kosmicznej

inflacji z ma∏à g´stoÊcià materii

we WszechÊwiecie

W

ciàgu ostatniego roku astro-
nomowie obserwatorzy prze-
konali w koƒcu teoretyków,

˝e WszechÊwiat zawiera mniej materii,
ni˝ przewiduje teoria inflacji. Jak wyni-
ka z obserwacji odleg∏ych supernowych
i jasnych radiogalaktyk, ekspansja jest
hamowana zbyt s∏abo. Masa gromad
galaktyk, wyznaczona na podstawie
ich zdolnoÊci ogniskowania Êwiat∏a
bardziej odleg∏ych obiektów oraz ru-
chów wewn´trznych, jest zbyt ma∏a.
Okaza∏o si´, ˝e liczba tych gromad, któ-
ra powinna wzrastaç, gdy jest dostatecz-
nie du˝o materii, zmieni∏a si´ w zbyt
ma∏ym stopniu. Do tego obfitoÊç deute-
ru – tym wi´ksza, im mniejsza jest ca∏ko-
wita iloÊç materii – okazuje si´ za du˝a.
Wyglàda na to, ˝e we WszechÊwiecie
znajduje si´ trzy razy mniej materii, ni˝
potrzeba, by mo˝na go by∏o opisaç za
pomocà geometrii p∏askiej, co przewi-
duje teoria inflacji.

Mimo to obserwacje nie tylko nie

uÊmierci∏y teorii, ale uczyni∏y jà jeszcze
bardziej potrzebnà ni˝ kiedykolwiek
przedtem, choç ju˝ w nowej postaci.
˚adna inna nie daje odpowiedzi na upor-
czywe pytanie pojawiajàce si´ w przy-
padku kosmologii opartej na modelu
Wielkiego Wybuchu: dlaczego w ogóle
WszechÊwiat jest w du˝ym przybli˝e-
niu p∏aski? Z up∏ywem czasu Kosmos
powinien wydawaç si´ coraz bardziej
zakrzywiony, w miar´ jak coraz wi´k-
szà jego cz´Êç widzimy, a globalna
struktura staje si´ lepiej poznawalna.
DziÊ, miliardy lat po Wielkim Wybu-
chu, WszechÊwiat powinien byç bardzo
zakrzywiony, co sprawi∏oby, ˝e by∏by
albo przygn´biajàcym pustkowiem, al-
bo – nie do przenikni´cia g´sty.

Teoria inflacji – rozwini´ta na poczàt-

ku lat osiemdziesiàtych przez Alana H.
Gutha, który obecnie pracuje w Massa-
chusetts Institute of Technology, i An-
dreia D. Lindego ze Stanford Univer-
sity – rozwiàza∏a ten problem, przy-
jmujàc za∏o˝enie, ˝e WszechÊwiat prze-
szed∏ faz´ przyspieszonej ekspansji. Ob-
szary, które niegdyÊ sàsiadowa∏y, od-
dali∏y si´ od siebie z pr´dkoÊcià wi´kszà
od pr´dkoÊci Êwiat∏a (co jest mo˝liwe
w przypadku rozszerzania si´ samej
przestrzeni; szczególna teoria wzgl´d-

noÊci Einsteina odnosi si´ do pr´dkoÊci
wewnàtrz przestrzeni). W rezultacie wi-
dzimy dziÊ jedynie fragment Kosmosu.
Jego pe∏ny kszta∏t nie jest jeszcze wi-
doczny; ka˝dy fragment wydaje si´ p∏a-
ski. Teoria inflacji wyjaÊnia te˝ niemal
jednorodny rozk∏ad materii we Wszech-
Êwiecie – ka˝da niejednorodnoÊç jest
zbyt wielkich rozmiarów, by uda∏o si´
nam jà spostrzec.

JeÊli jednak obserwatorzy nie sà

w stanie odszukaç dostatecznie du˝o
materii, by przestrzeƒ mog∏a byç p∏a-
ska, to teoretycy muszà wyciàgnàç je-
den z dwóch niewygodnych wniosków.
Pierwszy mówi, ˝e jakiÊ nowy rodzaj
ciemnej materii uzupe∏nia brakujàcà
ró˝nic´. Materia, której obecnoÊç zosta-
∏a w taki sposób wydedukowana, na-
zywana bywa „kwintesencjà”. W ogól-
nym kontekÊcie po raz pierwszy u˝y∏
tego terminu Lawrence M. Krauss z Ca-
se Western Reserve University. Ten ter-
min jest aluzjà do arystotelesowskiego
eteru. Poza tym coÊ, co stanowi dwie
trzecie fizycznej realnoÊci, z pewnoÊcià
jest kwintesencjà.

Poj´cie kwintesencji ∏àczy w sobie

dwa rodzaje postulowanej wczeÊniej
ciemnej materii: ciemnà, ale skàdinàd
zwyk∏à materi´ (byç mo˝e samotne brà-
zowe kar∏y) i z natury niewidoczne
czàstki elementarne (byç mo˝e neutri-
na, jeÊli te czàstki-duszki w ogóle majà
mas´). ObecnoÊç ka˝dej z owych form
materii przejawia si´ jedynie poprzez
jej wp∏yw grawitacyjny na gwiazdy i
galaktyki. O kwintesencji naukowcy
wiedzà jeszcze mniej. P∏askoÊç Wszech-
Êwiata oznacza jedynie, ˝e zawiera on
okreÊlonà iloÊç energii, ale nie mówi
nic na temat jej rodzaju. Z ekspansji
WszechÊwiata i grupowania galaktyk
wynika, ˝e kwintesencja wywiera gra-
witacyjne odpychanie i rozpycha zwy-
czajnà materi´.

Przypuszczano ju˝, ˝e jakaÊ forma

kwintesencji nap´dza∏a inflacj´, a po
spe∏nieniu tej roli zanik∏a, dajàc poczà-
tek zwyczajnej materii. Teraz mo˝e po-
wróciç, rywalizujàc ze swym potom-
stwem o prawo do dominowania we
WszechÊwiecie. JeÊli zwyci´˝y, Wszech-
Êwiat b´dzie si´ rozszerza∏ zawsze,
przechodzàc nowà faz´ inflacji. Nasz
los zale˝y wi´c od tego, czym jest kwin-
tesencja. Najprostsza mo˝liwoÊç – to
sta∏a kosmologiczna Einsteina. Jej
wzgl´dne znaczenie nieub∏aganie ro-
Ênie w miar´ rozrzedzania si´ materii
wskutek kosmicznej ekspansji. Inne for-
my kwintesencji, takie jak bardzo lek-
kie czàstki czy defekty topologiczne cza-
soprzestrzeni, mog∏y jednak w koƒcu
si´ rozmyç i straciç znaczenie. W maju
br. Christopher T. Hill z Fermi National

10 Â

WIAT

N

AUKI

Wrzesieƒ 1998

W SKRÓCIE

Ciàg dalszy na stronie 12

KOSMOLOGIA

WILLIAM H. MULLINS

Photo Researchers, Inc.